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Nos outils pour sonder l'univers La monture équatoriale (III) Il suffit d'avoir passé quelques secondes à l'oculaire d'un instrument dit azimutal, monté sur un trépied, pour se rendre compte du mouvement sidéral qui entraîne toute la voûte céleste dans le sens opposé à la rotation de la Terre, entraînant tous les astres de l'est vers l'ouest. Avec un rattrapage manuel du filé dans les deux directions, il parut tout à fait évident qu'une poursuite stellaire dans ces conditions serait précaire et fastidieuse. Les astronomes ont alors imaginé un système ingénieux pour neutraliser cet effet de filé : la monture équatoriale. Au cours de la nuit, en l'espace d'une demi-heure chacun a dû remarquer que tout le ciel semblait tourner autour de l'étoile Polaire. Oui, “les étoiles bougent !”...[6] Avec un peu d'attention on découvre que toute la voûte céleste semble tourner autour d'un axe qui est dans le prolongement de l'axe de rotation de la Terre. En fonction de la latitude, cet axe sera plus ou plus incliné et même horizontal à l'équateur, où les étoiles montent perpendiculairement à l’horizon est.
L'idée ingénieuse découverte au XIXeme siècle consista à incliner l'axe d'élévation de la monture du télescope jusqu'à la latitude du lieu. Dans cette position, l'instrument est orienté parallèlement à l'axe de rotation de la Terre, autour duquel semble tourner tout le ciel. Il devient l'axe d'ascension droite (ou axe horaire car divisé en 24 heures) tandis que l'axe d'azimut, perpendiculaire à lui, assure le pointage dans l'autre direction. Il porte le nom d'axe de déclinaison et est gradué de 0 à 360°. Bien sûr ces deux axes sont mobiles, rendant accessible tout point du ciel. La déclinaison de l'astre - sa hauteur par rapport à l'équateur céleste - restant invariable, il suffira de faire tourner lentement le télescope autour de l'axe d'ascension droite pour suivre l'astre au cours de la nuit. Si l’instrument est parfaitement orienté vers le pôle céleste, la poursuite d’une étoile se fera sans aucun rattrapage en déclinaison.
Quant à la résolution, limitée par le diamètre du
collecteur, suite au travaux de l'américain Michelson sur les interféromètres,
Labeyrie est parvenu en 1976 à réaliser des interféromètres optiques dont le
spectre théorique peut s'étendre de l'ultraviolet à l'infrarouge. La résolution
de ces instruments sera comparable à celle des radiotélescopes interférométriques
intercontinentaux. Dans l'avenir, ces instruments seront placés sur orbite et
ne connaîtront plus de limite, ni spectrale, ni en dimensions. La photographie et ses limites Alors que l'oeil n'est sensible qu'à la lumière perçue instantanément[7], le film sait accumuler, enregistrer la lumière reçue pendant une longue exposition. Un appareil photographique muni d'une émulsion ordinaire peut détecter des objets très faibles que l'oeil aussi exercé soit-il ne verra jamais, même au moyen d'un télescope et offrira des renseignements inestimables. Les émulsions noirs et blancs peuvent être sensibilisées à différentes longueurs d'ondes, du rayonnement infrarouge à la lumière bleue (propriété intrinsèque des grains de bromure d'argent). Il s'agit de films dits spectroscopiques, orthochromatiques ou panchromatiques. Enfin, les émulsions couleurs sont par définition sensibilisées aux lumières bleues, vertes et rouges avec une reproduction directe des couleurs après un traitement chimique. Tous les films permettent d'obtenir une image négative ou inversible en fonction du traitement chimique qu'ils subissent.
Récupérant
les idées des professionnels, depuis le milieu des années 1970 les amateurs
disposent de procédés chimiques leur permettant de réduire le seuil de
sensibilité des émulsions et d'accroître la sensibilité de leurs films aux
faibles lumières. Il s'agit du traitement cryogénique (cold camera) mais
aujourd'hui dépassé, et l'hypersensibilisation au gaz H/N (forming gaz).
L'avantage est d'obtenir avec une émulsion de 50 ISO à "grains
fins", la vitesse d'enregistrement d'un film 10 fois plus rapide, tout en
préservant la finesse du grain et en abaissant le seuil de sensibilité. Ces
deux techniques préservent la "loi de réciprocité"
des émulsions dans des conditions de faible éclairement. Mais dans les années 1980 les caméras CCD ont été introduites dans le monde amateur et ont véritablement révolutionné l'astrophotographie. Elles ne cessent chaque jour de gagner de nouveaux adeptes, bien que concurrencées aujourd'hui par les webcams et les boîtiers photographiques numériques aux performances étonnantes.
L'utilisation
combinée du télescope et de l'appareil photographique permet d'utiliser ce
système optique tel un téléobjectif classique, mais avec un pouvoir de résolution
sans commune mesure. Cette combinaison optique peut-être relativement
sophistiquée et certains n'hésitent pas à employer des détecteurs électroniques
(caméra CCD, photomultiplicateur, photomètre) en lieu et place de l'oeil de
l'observateur ou du film et du matériel informatique pour analyser l'éclat des
étoiles et des galaxies. La résolution est finalement définie par la surface
collectrice et la longueur d'onde des récepteurs photosensibles. Mais l'observation en lumière visible à ses limites. Nous savons que l'atmosphère diffuse la chaleur, créant l'inévitable turbulence atmosphérique qui dégrade les images. Cette turbulence peut être gommée en utilisant une "optique adaptive" qui annule la turbulence atmosphère en créant une étoile artificielle dont l'éclat sera soustrait de celui de l'objet visé. Cette technique de pointe utilise un faisceau laser et n'est utilisable que dans une atmosphère ionisable. Il va de soi que tous les hauts-lieux de l'astronomie d'Hawaii, du VLT ou du Pic-du-Midi utilisent cette technique ainsi que quelques amateurs avertis. La turbulence crée aussi un écran lumineux appelé le
fond du ciel, dont la magnitude oscille entre +23 et +18 dans un spectre compris
entre 300 et 900nm. Ce voile limite la capacité des instruments d'optique. Pour
les stations au sol, seule une amélioration de la résolution des récepteurs
permet de retarder l'apparition de ce voile.
Même placé en orbite, un télescope sera gêné par la poussière interplanétaire (zodiacale) qui diffuse la lumière solaire. Dans le même spectre, la magnitude limite est d'environ +24. En-dehors de ces contraintes, grâce aux techniques informatiques de compositages et de traitement d’images, depuis quelques années le Télescope Spatial Hubble nous a permis de découvrir des galaxies et des supernovae de 30eme magnitude, situées à près de 15 milliards d’années-lumière... Mais consulter le dossier consacré à l'astronautique pour plus de détails. Prochain chapitre
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